THESE de DOCTORAT Lyu ABE Imagerie Ã Haute Dynamique ...

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10 Point sur la détection d’exo-planètes(Mayor & Queloz 1995 [82], Figure 1.1). Cette technique spectrométrique qui, par corrélationde plusieurs dizaines de milliers de raies de l’étoile de science avec une étoile de référence,permet de mesurer des vitesses radiales (effet Doppler) de l’ordre de quelques m.s -1 .Pour un système planétaire donné, la vitesse radiale maximale issue de l’interaction gravitationnellede ses composantes est donnée par,VR max = ±13 (M planète/M Jupiter ) sin i√aUA /5.2 √ M ⋆ /M ⊙ms -1 (1.1)où a UA est le demi-grand axe, i l’inclinaison de l’orbite par rapport à l’observateur, M ⋆ ,M ⊙ , M planète et M Jupiter les masses de l’étoile parente, du Soleil, de la planète et de Jupiterrespectivement. Dans l’état actuel de la technique, les meilleures précisions obtenues sont del’ordre de 5 m.s -1 .Ainsi avec la vélocimétrie on met en évidence le mouvement de rotation de l’étoile autourdu centre de masse du système étoile/planète(s), et on en déduit le paramètre M planète sin i.Jusqu’à maintenant cette technique a permis d’avancer l’existence de près de 70 systèmesplanétaires, dont 7 sont donnés pour multiples. La vélocimétrie est particulièrement adaptéeaux planètes massives dont l’orbite est proche.Figure 1.1. Evolution temporelle des mesures de vitesse radiale de l’étoile 51 Peg (Mayor & Queloz, Nature,1995), Période = 4,23 jours, Masse = 0,45 M Jupiter , Distance = 0,05 AU.Les précisions requises pour détecter un exo-Jupiter ou une exo-Terre, sont déduites del’équation (Eq.1.1)VR max = ±13,0 m.s -1 pour Jupiter (P = 12 ans)
Point sur la détection d’exo-planètes 11etVR max = ±0,1 m.s -1 pour la Terre (P = 1)On peut noter que jusqu’à présent, la limite de sensibilité de détection se situe autour de 3M Jupiter (moyenne pour les 70 systèmes planétaires découverts) mais qu’aucune planète ne setrouve dans la configuration du système solaire : la plupart de ces planètes géantes (M planète> M Jupiter ) ont des orbites bien plus proches que 5 UA (orbite de Jupiter), et même en-deçà del’orbite de la Terre (i.e. 1 UA), conséquence de la sensibilité aux périodes orbitales courtes.La Figure 1.2 de la page page suivante est un inventaire des planètes extra-solaires recenséesà ce jour (mars 2002). Bien que ces données contiennent également quelques mesuresd’occultation ou de transit, la grande majorité de ces données proviennent de mesures vélocimétriques.
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